現(xiàn)在我們知道，不管我們朝什么方向看，這噪聲的變化總是非常小。這樣，彭齊亞斯和威爾遜無意中非常精確地證實了弗利德曼的第一個假設。然而，由于宇宙并非在每一個方向上，而是在大尺度的平均上相同，所以微波也不可能在每一個方向上完全相同。在不同的方向之間必須有一些小變化。1992年宇宙背景探險者，或稱為cobe，首次把它們檢測到，其幅度大約為10萬分之1。盡管這些變化很小，正如我們將在第八章解釋的，但它們非常重要。

大約同時，在附近的普林斯頓的兩位美國物理學家，羅伯特·狄克和詹姆士·皮帕爾斯也對微波感興趣。他們正在研究喬治·伽莫夫（曾為亞歷山大·弗利德曼的學生）的一個見解：早期的宇宙必須是非常密集的、白熱的。狄克和皮帕爾斯認為，我們?nèi)匀荒芸吹皆缙谟钪娴陌谉幔@是因為光是從它的非常遠的部分來，剛好現(xiàn)在才到達我們這兒。然而，宇宙的膨脹使得這光被如此厲害地紅移，以至于現(xiàn)在只能作為微波輻射被我們所看到。正當?shù)铱撕推づ翣査箿蕚鋵ふ疫@輻射時，彭齊亞斯和威爾遜聽到了他們所進行的工作，并意識到，自己已經(jīng)找到了它。為此，彭齊亞斯和威爾遜被授予1978年的諾貝爾獎（狄克和皮帕爾斯看來有點難過，更別提伽莫夫了！）

現(xiàn)在初看起來，關(guān)于宇宙在任何方向看起來都一樣的所有證據(jù)似乎暗示，我們在宇宙的位置有點特殊。特別是，如果我們看到所有其他的星系都遠離我們而去，那似乎我們必須在宇宙的中心。然而，還存在另外的解釋：從任何其他星系上看宇宙，在任何方向上也都一樣。我們知道，這正是弗利德曼的第二個假設。我們沒有任何科學的證據(jù)去相信或反駁這個假設。我們之所以相信它只是基于謙虛：因為如果宇宙只是在我們這兒看起來各向同性，而在宇宙的其他地方并非如此，則是非常奇異的！在弗利德曼模型中，所有的星系都直接相互離開。這種情形很像一個畫上好多斑點的氣球被逐漸吹脹。當氣球膨脹時，任何兩個斑點之間的距離加大，但是沒有一個斑點可認為是膨脹的中心。并且斑點相離得越遠，則它們互相離開得越快。類似地，在弗利德曼的模型中，任何兩個星系互相離開的速度和它們之間的距離成正比。所以它預言，星系的紅移應與離開我們的距離成正比，這正是哈勃所發(fā)現(xiàn)的。盡管他的模型的成功以及預言了哈勃的觀測，但是直到1935年，為了響應哈勃的宇宙的均勻膨脹的發(fā)現(xiàn)，美國物理學家哈瓦·羅伯遜和英國數(shù)學家阿瑟·瓦爾克提出了類似的模型后，弗利德曼的工作在西方才被普遍知道。

雖然弗利德曼只找到一個模型，其實滿足他的兩個基本假設的共有三種模型。在第一種模型（即弗利德曼找到的）中，宇宙膨脹得足夠慢，以至于在不同星系之間的引力使膨脹變慢下來，并最終使之停止。然后星系開始相互靠近，宇宙開始收縮。圖表示隨時間增加兩個鄰近的星系的距離的變化。剛開始時距離為零，接著它增長到最大值，然后又減小到零；在第二類解中，宇宙膨脹得如此之快，以至于引力雖然能使之緩慢一些，卻永遠不能使之停止。圖表示此模型中的鄰近星系的距離隨時間的變化。剛開始時距離為零，最后星系以穩(wěn)恒的速度相互離開；最后，還有第三類解，宇宙的膨脹快到足以剛好避免坍縮。正如圖所示，星系的距離從零開始，然后永遠增大。然而，雖然星系分開的速度永遠不會變?yōu)榱悖@速度卻越變越小。

圖

圖

圖

第一類弗利德曼模型的奇異特點是，宇宙在空間上不是無限的，并且是沒有邊界的。引力是如此之強，以至于空間被折彎而又繞回到自身，使之相當像地球的表面。如果一個人在地球的表面上沿著一定的方向不停地旅行，他將永遠不會遇到一個不可超越的障礙或從邊緣掉下去，而是最終走到他出發(fā)的那一點。第一類弗利德曼模型中的空間正與此非常相像，只不過地球表面是二維的，而它是三維的罷了。第四維時間的范圍也是有限的，然而它像一根有兩個端點或邊界即開端和終端的線。以后我們會看到，當人們將廣義相對論和量子力學的測不準原理結(jié)合在一起時，就可能使空間和時間都成為有限的、但卻沒有任何邊緣或邊界。

一個人繞宇宙一周最終可回到出發(fā)點的思想是科學幻想的好題材，但實際上它并沒有多大意義。因為可以指出，一個人還沒來得及繞回一圈，宇宙已經(jīng)坍縮到了零尺度。你必須旅行得比光波還快，才能在宇宙終結(jié)之前繞回到你的出發(fā)點——而這是不允許的！

在第一類弗利德曼模型中，宇宙膨脹后又坍縮，空間如同地球表面那樣，彎曲后又折回到自己。在第二類永遠膨脹的模型中，空間以另外的方式彎曲，如同一個馬鞍面。所以，在這種情形下空間是無限的。最后，在第三類剛好以臨界速率膨脹的弗利德曼模型中，空間是平坦的（所以也是無限的）。

但是究竟可用何種弗利德曼模型來描述我們的宇宙呢？宇宙最終會停止膨脹并開始收縮或?qū)⒂肋h膨脹嗎？要回答這個問題，我們必須知道現(xiàn)在的宇宙膨脹速度和它現(xiàn)在的平均密度。如果密度比一個由膨脹率決定的某臨界值還小，則引力太弱不足于將膨脹停住；如果密度比這臨界值大，則引力會在未來的某一時刻將膨脹停止并使宇宙坍縮。

利用多普勒效應，可由測量星系離開我們的速度來確定現(xiàn)在的宇宙膨脹速度。這可以非常精確地實現(xiàn)。然而，因為我們不是直接地測量星系的距離，所以它們的距離知道得不是非常清楚。所有我們知道的是，宇宙在每10億年里膨脹5％至10％。然而，我們對現(xiàn)在宇宙的平均密度測量得更不準。我們?nèi)绻麑y河系和其他所有能看到的星系的恒星的質(zhì)量加起來，甚至是按對膨脹率的最低的估值而言，其質(zhì)量總量比用以阻止膨脹的臨界值的1％還少。然而，在我們以及其他的星系里應該有大量的“暗物質(zhì)”，那是我們不能直接看到的，但由于它的引力對星系中恒星軌道的影響，我們知道它必定存在。況且人們發(fā)現(xiàn)，大多數(shù)星系是成團的。類似地，由其對星系運動的效應，我們能推斷出還有更多的暗物質(zhì)存在于這些成團的星系之間。將所有這些暗物質(zhì)加在一起，我們?nèi)灾荒塬@得必須用以停止膨脹的密度的1/10。然而，我們不能排除這樣的可能性，可能還有我們未能探測到的其他的物質(zhì)形式幾乎均勻地分布于整個宇宙，它仍可以使得宇宙的平均密度達到停止膨脹所必要的臨界值。所以，現(xiàn)在的證據(jù)暗示，宇宙可能會無限地膨脹。但是，所有我們能真正了解的是，既然它已經(jīng)膨脹了100億年，即便如果宇宙還要坍縮，則至少要再過這么久才有可能。這不應使我們過度憂慮——到那時候。除非我們到太陽系以外開拓殖民地，人們早由于太陽的熄滅而死亡殆盡！

所有的弗利德曼解都具有一個特點，即在過去的某一時刻（約100到200億年之前）鄰近星系之間的距離為零。在這被我們稱之為大爆炸的那一時刻，宇宙的密度和空間——時間曲率都是無窮大。因為數(shù)學不能處理無窮大的數(shù)，這表明廣義相對論（弗利德曼解以此為基礎）預言，在宇宙中存在一點，在該處理論自身失效。這正是數(shù)學中稱為奇點的一個例子。事實上，我們所有的科學理論都是基于空間——時間是光滑的和幾乎平坦的基礎上被表述的，所以它們在空間——時間曲率為無窮大的大爆炸奇點處失效。這表明，即使在大爆炸前存在事件，人們也不可能用之去確定之后所要發(fā)生的事件，因為可預見性在大爆炸處失效了。

正是這樣，與之相應的，如果我們只知道在大爆炸后發(fā)生的事件，我們也不能確定在這之前發(fā)生的事件。就我們而言，發(fā)生于大爆炸之前的事件不能有后果，所以并不構(gòu)成我們宇宙的科學模型的一部分。因此，我們應將它們從我們模型中割除掉，并宣稱時間是從大爆炸開始的。

很多人不喜歡時間有個開端的觀念，可能是因為它略帶有神的干涉的味道。（另一方面，天主教抓住了大爆炸模型，并在1951年正式宣布，它和《圣經(jīng)》相一致。）所以，許多人企圖避免大爆炸曾經(jīng)存在過的這一結(jié)論。所謂的穩(wěn)態(tài)理論得到過最廣泛的支持。這是由兩個納粹占領(lǐng)的奧地利來的難民，赫曼·邦迪和托馬斯·高爾德，以及一個戰(zhàn)時和他們一道從事研制雷達的英國人，弗雷得·霍伊爾于1948年共同提出的。其想法是，當星系互相離開時，在它們中的間隙由正在連續(xù)產(chǎn)生的新物質(zhì)不斷地形成新的星系。因此，在空間的所有地方以及在所有的時間，宇宙看起來大致是相同的。穩(wěn)態(tài)理論需要對廣義相對論進行修正，使之允許物質(zhì)的。連續(xù)生成，但是其產(chǎn)生率是如此之低（大約每立方公里每年才產(chǎn)生一個粒子），以至于不與實驗相沖突。在第一章敘述的意義上，這是一個好的科學理論：它非常簡單，并做出確定的預言讓觀察檢驗。其中一個預言是，我們在宇宙的任何時候任何地方看給定的空間體積內(nèi)星系或類似物體的數(shù)目必須一樣。本世紀50年代晚期和60年代早期，由馬丁·賴爾（他戰(zhàn)時也和邦迪·高爾德以及霍伊爾共事作雷達研究）領(lǐng)導的一個天文學家小組在劍橋?qū)耐饪臻g來的射電源進行了普查。